Mezihvězdné médium
Mezihvězdné médium ( ISM ) je dána jedno jméno a záření a magnetické pole způsobené jeho dynamika v mezihvězdném prostoru , prostor mezi hvězdami v galaxii .
Důležitými složkami mezihvězdného média jsou plyn v ionizované , atomové a molekulární formě a také prach , který se souhrnně označuje jako mezihvězdná hmota . Kromě toho existuje kosmické a elektromagnetické záření i galaktické magnetické pole. Všechny tyto komponenty vzájemně interagují a mají srovnatelné energetické hustoty. Termín „mezihvězdná hmota“ se někdy používá, když se skutečně vztahuje k celému mezihvězdnému prostředí - například pokud jde o interakci se slunečním větrem .
ISM hraje v astrofyzice zásadní roli , protože hvězdy jsou vytvářeny z mezihvězdné hmoty, která spolu s hvězdnými větry a supernovy také uvolňuje hmotu do mezihvězdného prostoru. Způsobuje mezihvězdnou absorpci a změnu barvy hvězdného světla.
Vymezení
ISM nepřichází přímo ke hvězdám, ale je oddělen astropauzou hvězd od oblastí jejich vlivu, astrospheres , které jsou naplněny jejich hvězdným větrem a mají další vlastnosti. Meziplanetární médium (IPM) se nachází v astroférách .
Hmota, záření a magnetické pole mezi galaxiemi se také nepočítají jako součást ISM, ale spíše se označují jako mezigalaktické médium (IGM).
Místní mezihvězdné médium ( LISM ) popisuje mezihvězdné médium v blízkosti Slunce . V historii sluneční soustavy procházelo slunce různými oblastmi v Mléčné dráze s různým složením mezihvězdného média. Slunce právě prochází místní vločkou .
Složení a distribuce
Původ mezihvězdné hmoty spočívá ve velkém třesku , hvězdných větrech a explozích supernov, přičemž jejich hmotnostní zlomek v Mléčné dráze je jen několik procent. V Mléčné dráze se skládá v průměru z přibližně 90% vodíku , 10% helia (proporce) a stop těžších prvků, které se v astronomii označují jako kovy , přičemž 99% hmoty je přítomno ve formě plynu a podíl prachu kolem jednoho procenta.
Ani hustota ani teplota mezihvězdné hmoty jsou konstantní, nýbrž se velmi nerovnoměrně rozděleny mezi hustých mezihvězdných mraků a tenkých bublin a super- bublin . Hustota se pohybuje v rozmezí 10 -4 atomů / cm v koronální plynu a 10 5 atomů / cm v molekulárních mraků , teplotní rozsah sahá od 20 do 50 stupňů Kelvina v molekulárních mraků nebo infračerveného cirrů do několika milionů Kelvinů v koronální plynu. Na základě naměřených teplot se obvykle rozlišují tři fáze mezihvězdné hmoty (podle McKee , Ostriker 1977):
- hot - koronální plyn s teplotami nad milion Kelvin
- teplé - oblasti s teplotami několika tisíc Kelvinů
- studená - HI oblasti a molekulární mraky s teplotami pod 100 Kelvinů
součástka | proporce | Teplota (K) |
Hustota (atomy / cm³) |
složení |
---|---|---|---|---|
Molekulární mraky | 20-50 | 10 3 −10 5 | neutrální molekuly vodíku | |
Ahoj mraky | 50-100 | 1-10 3 | neutrální atomy vodíku | |
teplé ionizované médium (WIM) | 50% | 10 3 -10 4 | 0,01 | částečně ionizovaná plazma |
Mraky H-II | 10 4 | 10 2 −10 4 | téměř úplně ionizovaná plazma | |
koronální plyn | 10 5 -10 6 | 10 −4 −10 −3 | plně ionizovaná plazma | |
zdroj |
literatura
- CF McKee, JP Ostriker: Teorie mezihvězdného média - tři složky regulované explozemi supernovy v nehomogenním substrátu . In: Astrophysical Journal 218, 1977, str. 148-169.
- Joachim Herrmann: astronomie dlas atlas . 15. vydání. Deutscher Taschenbuch Verlag, Mnichov 2005, ISBN 3-423-03267-7 .
- Alexander G. Tielens: Fyzika a chemie mezihvězdného média. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2005, ISBN 0-521-82634-9 .
- Dieter Rehder: Chemie ve vesmíru - od mezihvězdné hmoty po vznik života. Wiley-VCH Verlag, Weinheim 2010, ISBN 978-3-527-32689-1 .
- „Sbohem sluneční soustavě“ Voyager 2 opustil heliosféru
Individuální důkazy
- ^ Günther Hasinger: Úvod do astrofyziky - mezihvězdné médium. (pdf) 14. listopadu 2006, zpřístupněno 31. května 2018 .
- ↑ NZZ https://www.nzz.ch/wissenschaft/voyager-2-schneller-lösungen-von-der-heliosphaere-ld.1519717 odstraněn. 19. listopadu